Myten om tidens begyndelse

Strengteori antyder, at BIG BANG ikke var universets oprindelse men blot resultatet af en forud eksisterende tilstand

Gabriele Veneziano*

Indhold:

Indledning
Mærkeligt sammenfald
Udviklingen af en revolution
    Box 1: To syn på begyndelsen
    Box 2: Strengteori
At binde de løse ender
Tæmning af det uendelige
    Box 3: Præ-big bang scenariet
Pryglende braner
    Box 4: Det Ekpyrote scenario
Mere at udforske

Indledning

Var big bang virkelig tidens begyndelse? Eller eksisterede universet før da? Et sådant spørgsmål forekom næsten blasfemisk for kun et årti siden. De fleste kosmologer insisterede på, at det simpelthen ikke gav nogen mening - at overveje en tid før big bang var som at spørge om vej til et sted nord for Nordpolen. Men udviklinger i teoretisk fysik, især fremkomsten af strengteori, har ændret deres perspektiv. Universet før big bang er blevet kosmologiens seneste front.
    Villigheden til at overveje, hvad der kunne være sket før big bang, er det seneste udsving af et intellektuelt pendul, der har svinget frem og tilbage i årtusinder. I en eller anden form har emnet om den første begyndelse engageret filosoffer og teologer i næsten enhver kultur. Det er sammenflettet med et mægtigt sæt anliggender, hvoraf et er berømt indeholdt i et maleri fra 1897 af Paul Gauguin: D'ou venons-nous? Que sommes-nous? Ou allons-nous? "Hvor kommer vi fra? Hvad er vi? Hvor går vi hen? Stykket afbilder cyklusen med fødsel, liv og død - oprindelse, identitet og skæbne for hvert individ - og disse personlige anliggender har direkte forbindelse til de kosmiske. Vi kan spore vores afstamning tilbage gennem generationerne, tilbage gennem vore dyreforfædre, til tidlige former for liv og protoliv, til grundstofferne, der blev syntetiseret i det oprindelige univers, til den amorfe energi, der blev aflejret i rummet før det. Strækker vort familietræ sig for evigt baglæns? Eller slutter dets rødder? Er kosmos så ubestandigt, som vi er?
    De gamle grækere debatterede tidens oprindelse heftigt. Aristoteles, som indtog ingen-begyndelse siden, påkaldte princippet om, at ud af ingenting, ingenting kommer. Hvis universet aldrig kunne have gået fra ingentinghed til nogethed, må det altid have eksisteret. Af denne og andre grunde skal tiden strække sig evigt ind i fortiden og fremtiden. Kristne teologer tenderede til, at indtage det modsatte synspunkt. Augustin forfægtede, at Gud eksisterer udenfor rum og tid, i stand til at bringe disse konstruktioner i eksistens så sikkert, som han kunne smede andre aspekter af vor verden. Da han blev spurgt, "Hvad lavede Gud, før han skabte verden?" svarede Augustin, "Da selve tiden er del af Guds skabelse, var der helt enkelt intet før!"
    Einsteins almene relativitetsteori førte moderne kosmologer til meget den samme konklusion. Teorien hævder, at rum og tid er bløde, bøjelige entiteter. På de største skalaer er rummet naturligt dynamisk, ekspanderende eller sammentrækkende, bærende stof som drivtømmer på tidevandet. Astronomer bekræftede i 1920'erne, at vort univers i øjeblikket er ekspanderende, fjerne galakser bevæger sig væk fra hinanden. En konsekvens er, som fysikerne Stephen Hawking og Roger Penrose beviste i 1960'erne, at tiden ikke kan strække sig uendeligt tilbage. Når man spiller den kosmiske historie baglæns i tid, kommer alle galakserne sammen til et enkelt, uendeligt lille punkt, kendt som en singularitet - næsten som hvis de steg ned i et sort hul. Hver galakse, eller dens forstadie, presses ned til nul størrelse. Kvantiteter som tæthed, temperatur og rumtidskrumning bliver uendelige. Singulariteten er den ultimative voldsomme omvæltning hinsides hvilken, vor kosmiske herkomst ikke kan strække sig.

Mærkeligt sammenfald

Den uundgåelige singularitet stiller alvorlige problemer for kosmologer. Især passer den dårligt med den store grad af ensartethed og isotropi, som universet udviser på store skalaer. For at kosmos kan se bredt ens ud overalt, var en form for kommunikation nødt til at passere blandt fjerne områder af rummet for at koordinere deres egenskaber. Men ideen om en sådan kommunikation modsiger det gamle kosmologiske paradigme.
    For at være specifik, overvej hvad der er sket i de 13,7 milliarder år siden frigørelsen af den kosmiske mikrobølge baggrundsstråling. Afstanden mellem galakserne er vokset med en faktor på omkring 1.000 (på grund af ekspansionen), mens det observerbare univers´ radius er vokset med den langt større faktor på omkring 100.000 (fordi lys bevæger sig hurtigere end ekspansionen). Vi ser dele af universet i dag, som vi ikke kunne have set for 13,7 milliarder år siden. Faktisk er dette første gang i kosmisk historie, at lys fra de fjerneste galakser er nået Mælkevejen.
    Ikke desto mindre er Mælkevejens egenskaber grundlæggende de samme som dem, de fjerneste galakser har. Det er som om, man mødte frem til et party for blot at opdage, at man bar nøjagtig de samme klæder som et dusin af ens nærmeste venner. Hvis blot to af os var klædt på samme måde, kunne det bortforklares som et tilfælde, men et dusin antyder, at selskabsgæsterne havde koordineret deres klæder på forhånd. I kosmologi er tallet ikke et dusin men titusinder - antallet af uafhængige, dog statistisk identiske, pletter af himmel i mikrobølge baggrunden.
    En mulighed er, at alle disse områder af rummet ved fødslen blev udstyret med identiske egenskaber - med andre ord, at ensartetheden blot er et tilfælde. Fysikere har imidlertid tænkt over to mere naturlige veje ud af blindgyden: det tidlige univers var meget mindre eller meget ældre end i standard kosmologi. Hver af dem (eller begge, virkende sammen) ville have gjort interkommunikation mulig.
    Det mest populære valg følger det første alternativ. Det postulerer, at universet gennemgik en periode med accelereret ekspansion, kendt som inflation, tidligt i sin historie. Før denne fase var galakser eller deres forløbere så tæt pakket, at de let kunne koordinere deres egenskaber. Under inflationen kom de ud af kontakt, fordi lyset ikke var i stand til at holde trit med den afsindige ekspansion. Efter inflationen sluttede, begyndte ekspansionen at decelerere, så galakserne gradvist kom tilbage indenfor synsvidde af hinanden.
    Fysikere tilskriver den inflatoriske spurt den potentielle energi, der er opbevaret i et nyt kvantefelt, inflatonen, omkring 10^-35 sekund efter big bang. Potentiel energi fører, i modsætning til hvilemasse eller kinetisk energi, til gravitationel frastødning. Snarere end at sænke hastigheden på ekspansionen, som almindeligt stofs gravitation ville, accelererede inflatonen den. Foreslået i 1981, har inflationen forklaret en bred variation af observationer med præcision [se "The Inflationary Universe," af Alan H. Guth og Paul J. Steinhardt; Scientific American, maj 1984; og "Four Keys to Cosmology," Special Report; Scientific American, februar 2004], [Det inflatoriske univers]. Dog resterer et antal mulige teoretiske problemer begyndende med spørgsmålene om, hvad eksakt inflatonen var og hvad der gav den sådan en enorm potentiel energi i begyndelsen.
    En anden mindre kendt måde at løse mysteriet på følger det andet alternativ ved at slippe af med singulariteten. Hvis tiden ikke begyndte ved big bang, hvis en lang æra gik forud for starten af den nuværende kosmiske ekspansion, kunne stoffet have haft rigelig tid til at arrangere sig jævnt. Derfor har forskerne igen undersøgt de fornuftslutninger, der førte dem til at drage slutningen om en singularitet.
    En af antagelserne - at relativitetsteori altid gælder - er tvivlsom. Tæt på den formodede singularitet skal kvantevirkninger have været vigtige, endda dominerende. Standard relativitet tager ikke højde for sådanne virkninger, så at acceptere singularitetens uundgåelighed betyder at stole på teorien hinsides fornuft. For at vide hvad der virkelig skete, behøver fysikerne at underordne relativiteten i en kvanteteori for gravitation. Opgaven har beskæftiget teoretikere fra Einstein og videre, men fremskridt var næsten nul indtil midten af 1980'erne.

Udviklingen af en revolution

I dag holder to indfaldsvinkler stand. En, som går ved navnet ring kvantegravitation, beholder Einsteins teori essentielt intakt, men ændrer proceduren for at anvende den i kvantemekanik [se "Atoms of Space and Time," af Lee Smolin; Scientific American, januar 2004]. Udøvere af ring kvantegravitation har taget mægtige skridt og opnået dybe indsigter i løbet af de sidste adskillige år. Alligevel er deres indfaldsvinkel måske ikke revolutionerende nok til at løse de fundamentale problemer med at kvantisere gravitationen. Partikel teoretikere stod overfor et lignende problem efter Enrico Fermi indførte sin effektive teori om den svage kernekraft i 1934. Alle anstrengelser for at konstruere en kvanteversion af Fermis teori fejlede ynkeligt. Det, der behøvedes, var ikke en ny teknik men de dybe modifikationer, der blev skaffet af Sheldon L. Glashows, Steven Weinbergs og Abdus Salams elektrosvage teori sent i 1960'erne.
    Den anden indfaldsvinkel, som jeg betragter som mere lovende, er strengteori - en sandt revolutionær modifikation af Einsteins teori. Denne artikel vil fokusere på den, skønt fortalere for ring kvantegravitation hævder at nå mange af de samme konklusioner. Strengteori voksede ud af en model, jeg skrev ned i 1968 for at beskrive kernepartiklernes verden (som protoner og neutroner) og deres vekselvirkninger. Til trods for megen spænding i begyndelsen fejlede modellen. Den blev opgivet adskillige år senere til fordel for kvantekromodynamik, som beskriver kernepartikler ved hjælp af mere elementære bestanddele, kvarker. Kvarker er indesluttede i en proton eller neutron, som om de var bundet sammen af elastiske strenge. I et tilbageblik havde den originale strengteori indfanget disse strengagtige sider af kerneverdenen. Først senere blev den genoplivet som en kandidat til at kombinere almen relativitet og kvanteteori.
    Den grundlæggende ide er, at elementarpartikler ikke er punktlignende men snarere uendeligt tynde endimensionale objekter, strengene. Den store zoologiske have af elementarpartikler, hver med sine egne karakteristiske egenskaber, afspejler de mange mulige vibrationsmønstre, en streng kan have. Hvordan kan en så troskyldig teori beskrive partiklernes komplicerede verden og deres vekselvirkninger? Svaret kan findes i, hvad vi kan kalde kvantestreng magi. Når kvantemekanikkens regler først anvendes på en vibrerende streng - ligesom en miniature violinstreng, undtaget at vibrationerne forplantes langs den med lysets hastighed - dukker der nye egenskaber op. De har alle dybe betydninger for partikelfysik og kosmologi.
    For det første har kvantestrenge en endelig størrelse. Hvis det ikke var for kvantevirkninger, kunne en violinstreng skæres midt over, skæres midt over igen og så videre hele vejen ned og til sidst blive en masseløs, punktlignende partikel. Men Heisenbergs ubestemthedsprincip trænger sig på et tidspunkt på og forhindrer at de letteste strenge bliver skåret mindre end omkring 10^-34 meter. Dette længdekvant, som ikke kan reduceres og benævnt l_s, er en ny naturkonstant indført af strengteori ved siden af lysets hastighed, c, og Plancks konstant, h. Den spiller en rolle ved næsten enhver side af strengteori og sætter en endelig grænse for mængder, der ellers kunne blive enten nul eller uendelige.

For det andet kan kvantestrenge have bevægelsesmængdemoment, selv om de mangler masse. I klassisk fysik er bevægelsesmængdemoment en egenskab ved en genstand, der roterer med hensyn til en akse. Formlen for bevægelsesmængdemoment multiplicerer hastighed, masse og afstand fra aksen; derfor kan et masseløst objekt ikke have bevægelsesmængdemoment. Men kvantefluktuationer ændrer situationen. En lille streng kan opnå op til to enheder h af bevægelsesmængdemoment uden at få nogen masse. Denne egenskab er meget velkommen, fordi den præcist passer til egenskaberne ved bærerne af alle kendte fundamentale kræfter, som fotonen (for elektromagnetisme) og gravitonen (for gravitation). Historisk er bevægelsesmængdemoment det, der gav fysikere et spor at gå efter til de kvantegravitationale betydninger af strengteori.
    For det tredje forlanger kvantestrenge eksistensen af ekstra dimensioner af rum, foruden de sædvanlige tre. Hvor en klassisk violinstreng vil vibrere, ligegyldigt hvad egenskaberne ved rum og tid er, er en kvantestreng mere pertentlig. Ligningerne, der beskriver vibrationen, bliver inkonsistente medmindre rumtiden er yderst kurvet (i modstrid med observationer) eller indeholder seks ekstra rumlige dimensioner.
    For det fjerde har fysiske konstanter - som Newtons og Coulombs konstanter, der dukker op i fysikkens ligninger og bestemmer naturens egenskaber - ikke længere tilfældige faste værdier. De optræder i strengteori som felter, omtrent som det elektromagnetiske felt, der kan justere deres værdier dynamisk. Disse felter kan have indtaget forskellige værdier i forskellige kosmologiske epoker eller i fjerne områder af rummet og selv i dag kan de fysiske "konstanter" måske variere en lille smule. At observere enhver variation ville give et enormt skub til strengteori. [Redaktørens note: En kommende artikel vil diskutere eftersøgningen af disse variationer], [Ukonstante konstanter].
    Et sådant felt, kaldet dilaton, er hovednøglen til strengteori; det bestemmer den overordnede styrke af alle vekselvirkninger. Dilaton fascinerer strengteoretikere fordi, dets værdi kan gentolkes som størrelsen af en ekstra rumdimension, hvilket giver en total på 11 rumtidsdimensioner.

At binde de løse ender

Endelig har kvantestrenge introduceret fysikerne til nogle slående ny natursymmetrier, kendt som dualiteter, der ændrer vores intuition for, hvad der sker, når objekter bliver yderst små. Jeg har allerede hentydet til en form for dualitet: normalt er en kort streng lettere end en lang, men hvis vi forsøger at presse dens størrelse under den fundamentale længde l_s, bliver strengen igen tungere.
    En anden form for symmetri, T-dualitet, hævder, at små og store ekstra dimensioner er ækvivalente. Denne symmetri opstår, fordi strenge kan bevæge sig på mere komplicerede måder end punktlignende partikler kan. Overvej en lukket streng (en ring) lokaliseret på et cylindrisk formet rum, hvis cirkulære tværsnit repræsenterer en endelig ekstra dimension. Foruden at vibrere kan strengen enten dreje som helhed rundt om cylinderen eller vikle sig rundt om den, en eller adskillige gange, som en elastik, der er viklet rundt om en sammenrullet cylinder.
    Energiomkostningen ved disse to tilstande afhænger af cylinderens størrelse. Viklingens energi er direkte proportional med cylinderens radius: større cylindere kræver, at strengen skal strækkes mere, når den vikles rundt, så viklingerne indeholder mere energi, end de ville på en mindre cylinder. Energien, der er forbundet med at bevæge sig rundt om cirklen, er på den anden side omvendt proportional med radius: større cylindre tillader længere bølgelængder (mindre frekvenser), som repræsenterer mindre energi, end kortere bølgelængder gør. Hvis en stor cylinder sættes i stedet for en lille, kan de to bevægelsestilstande bytte roller. Energier, der var frembragt af cirkulær bevægelse, frembringes i stedet af vikling og omvendt. En ydre observatør bemærker kun energiniveauerne, ikke oprindelsen til disse niveauer. For den observatør er de store og små radier fysisk ækvivalente.
    Skønt T-dualitet sædvanligvis beskrives ved hjælp af cylindriske rum i hvilke, en dimension (omkredsen) er endelig, passer en variant af den på vore almindelige tre dimensioner, som synes at strække sig videre uendeligt. Man skal være forsigtig, når man taler om ekspansionen af et uendeligt rum. Dets overordnede størrelse kan ikke ændre sig; det forbliver uendeligt. Men det kan alligevel ekspandere i den forstand, at legemer, der er indesluttede i det, som galakser, bevæger sig væk fra hinanden. Den afgørende variabel er ikke størrelsen af rummet som helhed, men dets skalafaktor - den faktor med hvilken, afstanden mellem galakser ændrer sig, der manifesterer sig som den galaktiske rødforskydning, astronomer observerer. Ifølge T-dualitet er universer med små skalafaktorer ækvivalente til dem, der har store skalafaktorer. Ingen sådan symmetri er til stede i Einsteins ligninger; den dukker frem fra den forening, strengteori indeholder, hvor dilaton spiller en central rolle.
    I årevis mente strengteoretikere, at T-dualitet kun gjaldt for lukkede strenge, i modsætning til åbne strenge, som har løse ender og således ikke kan vikle. I 1995 erkendte Joseph Polchinski fra University of California at Santa Barbara, at T-dualitet gjaldt for åbne strenge forudsat, at skiftet mellem store og små radier var ledsaget af en ændring i forholdene ved strengens endepunkter. Indtil da havde fysikerne postuleret randbetingelser i hvilke, ingen kraft virkede på strengenes ender, efterladende dem frie til at flakse rundt. Under T-dualitet blev disse betingelser såkaldte Dirichlet randbetingelser, hvorved enderne bliver på plads.
    Enhver given streng kan blande begge typer randbetingelser. For eksempel kan elektroner være strenge, hvis ender kan bevæge sig frit i tre af de 10 rumlige dimensioner, men sidder fast inde i de andre syv. Disse tre dimensioner danner et underrum kendt som en Dirichlet membran, eller D-bran. I 1996 foreslog Petr Horava fra University of California at Berkeley og Edward Witten fra Institute for Advanced Study i Princeton, N.J., at vort univers befinder sig på en sådan bran. Den delvise bevægelighed af elektroner og andre partikler forklarer, hvorfor vi ikke er i stand til at percipere rummets hele 10 dimensionale pragt.

Tæmning af det uendelige

Alle de magiske egenskaber ved kvantestrenge peger i en retning: strenge afskyr uendelighed. De kan ikke kollapse til et uendeligt lille punkt, så de undgår de paradokser, som kollaps medfører. Deres ikke-nul størrelse og nye symmetrier sætter øvre grænser for fysiske mængder, der stiger uden grænse i konventionelle teorier og de sætter lavere grænser for mængder, der falder. Strengteoretikere forventer, at når man spiller universets historie baglæns i tiden, begynder rummets krumning at stige. Men i stedet for at gå hele vejen til uendeligt (ved den traditionelle big bang singularitet), rammer den til sidst et maksimum og svinder endnu en gang. Før strengteori var fysikere hårdt pressede til at forestille sig en eller anden mekanisme, der på en så ren måde kunne eliminere singulariteten.
    Forholdene nær big bangs nul tid var så ekstreme, at ingen endnu ved, hvordan ligningerne skal løses. Ikke desto mindre har strengteoretikere vovede gæt om præ-bang universet. To populære modeller flyder rundt.

Den første, kendt som Præ-big bang scenariet, som mine kolleger og jeg begyndte at udvikle i 1991, kombinerer T-dualitet med den bedre kendte tidsomvending symmetri, hvorved fysikkens ligninger virker lige godt, når de anvendes baglæns og forlæns i tid. Kombinationen giver anledning til nye, mulige kosmologier i hvilke, universet, lad os sige fem sekunder før big bang, ekspanderede med samme fart, som det gjorde fem sekunder efter banget. Men ændringen af ekspansionens hastighed var modsat i de to øjeblikke: hvis den decelererede efter banget, accelererede den før. Kort sagt, big bang var måske ikke universets oprindelse men helt enkelt en voldsom overgang fra acceleration til deceleration.
    Dette billedes skønhed er, at det automatisk inkorporerer standard inflationsteoriens store indsigt - nemlig, at universet måtte gennemgå en periode med acceleration for at blive så ensartet og isotropisk. I standardteorien sker accelerationen efter big bang på grund af et ad hoc inflaton felt. I Præ-big bang scenariet sker det før big bang som et naturligt resultat af strengteoriens nye symmetrier.
    Ifølge scenariet var præ-big bang universet næsten et perfekt spejlbillede af post-big bang universet. Hvis universet er evigt ind i fremtiden, med dets indhold udtyndet til en mager vælling, er det også evigt ind i fortiden. For uendeligt længe siden var det næsten tomt, kun fyldt af en tynd, vidt spredt, kaotisk gas af stråling og stof. Naturens kræfter, kontrolleret af dilaton feltet, var så svage, at partikler i denne gas knapt vekselvirkede.
    Som tiden gik voksede kræfterne i styrke og trak stoffet sammen. Tilfældigt akkumulerede nogle områder stof på bekostning af deres omgivelser. Med tiden blev tætheden i disse områder så høj, at sorte huller begyndte at dannes. Stof inde i disse områder blev så afskåret fra det ydre, hvilket brød universet op i uforbundne stykker.
    Inde i et sort hul bytter rum og tid roller. Centeret af det sorte hul er ikke et punkt i rummet men et øjeblik i tiden. Efterhånden som det indfaldende stof nærmede sig centrum, nåede det højere og højere tætheder. Men da tætheden, temperaturen og krumningen nåede de maksimale værdier tilladt af strengteori, sprang de tilbage og begyndte at falde. Øjeblikket for det omslag er det, vi kalder et big bang. Det indre af et af disse sorte huller blev til vort univers.
    Ikke overraskende har et så ukonventionelt scenario provokeret kontrovers. Andrei Linde fra Stanford University har argumenteret, at for at dette scenario skal passe med observationer, ville det sorte hul, der gav anledning til vort univers, skulle have dannet sig med en usædvanlig stor størrelse - meget større end strengteoriens længdeskala. Et svar på denne indvending er, at ligningerne forudsiger sorte huller af alle mulige størrelser. Vort univers dannedes tilfældigvis inde i et tilstrækkeligt stort hul.
    En mere alvorlig indvending, rejst af Thibault Damour fra Institut des Hautes Études Scientifiques i Bures-sur-Yvette, Frankrig og Marc Henneaux fra Free University of Brussels, er, at stof og rumtiden ville have opført sig kaotisk nær øjeblikket for banget, i mulig modstrid med den observerede regelmæssighed af det tidlige univers. Jeg har for nylig foreslået, at en kaotisk tilstand ville frembringe en tæt gas af miniature "streng huller" - strenge, der var så små og massive, at de var på kanten til at blive til sorte huller. Adfærden af disse huller kunne løse det problem, der blev identificeret af Damour og Henneaux. Et lignende forslag er blevet fremsat af Thomas Banks fra Rutgers University og Willy Fischler fra University of Texas at Austin. Der eksisterer også andre kritikker og hvorvidt de har afdækket en fatal fejl i scenariet resterer at blive bestemt.

Pryglende braner

Den anden førende teori for universet før bang'et er Ekpyrot ("kæmpebrand") scenariet. Udviklet for tre år siden af et hold kosmologer og strengteoretikere - Justin Khoury fra Colombia University, Paul J. Steinhardt fra Princeton University, Burt A. Ovrut fra University of Pennsylvania, Nathan Seiberg fra Institute for Advanced Study og Neil Turok fra University of Cambridge - hviler Ekpyrot scenariet på ideen, at vort univers er en af mange D-braner, der flyder inde i et højere dimensioneret rum. Branerne udøver tiltrækkende kræfter på hinanden og kolliderer til tider. Big bang kunne være sammenstødet af en anden bran ind i vores.
    I en variant af dette scenario sker kollisionerne cyklisk. To braner kunne ramme hinanden, prelle tilbage, bevæge sig fra hinanden, trække hinanden sammen, ramme igen og så videre. Imellem kollisionerne opfører branerne sig som Silly Putty, De ekspanderer, imens de trækker sig tilbage og trækker sig noget sammen, mens de kommer tilbage sammen. Idet de vender om, accelererer ekspansionshastigheden; faktisk kan universets nuværende accelererende ekspansion måske varsle endnu en kollision.
    Præ-big bang og Ekpyrot scenarierne deler nogle fælles egenskaber. Begge begynder med et stort, koldt, næsten tomt univers, og begge deler det vanskelige (og uløste) problem med at foretage overgangen mellem præ- og post-bang faserne. Matematisk er den vigtigste forskel mellem scenarierne dilatonfeltets adfærd. I Præ-big bang begynder dilaton med en lav værdi - så naturens kræfter er svage - og vinder stadigt styrke. Det modsatte er sandt for Ekpyrot scenariet i hvilket, kollisionen sker, når kræfterne er på deres svageste.

Udviklerne af Ekpyrot teorien håbede i begyndelsen, at kræfternes svaghed ville tillade en nemmere analyse af prellet, men de blev stadig konfronteret af en vanskelig situation med stor krumning, så spørgsmålet, hvorvidt scenariet virkelig undgår en singularitet, er stadig uafklaret. Ekpyrot scenariet må også medføre meget specielle forhold for at løse de sædvanlige kosmologiske gåder. For eksempel skal branerne, der er ved at kollidere, have været næsten nøjagtigt parallelle med hinanden, for ellers kunne kollisionen ikke have givet anledning til et tilstrækkeligt ensartet bang. Den cykliske version kan være i stand til at klare dette problem, fordi successive kollisioner ville tillade branerne at rette sig ind.
    Bortset fra den vanskelige opgave med helt at retfærdiggøre disse to scenarier matematisk, må fysikerne spørge, om de har nogen observerbare fysiske konsekvenser. Ved første øjekast kunne begge scenarier forekomme som en øvelse ikke i fysik men i metafysik - interessante ideer, som observatører aldrig kunne bevise var rigtige eller forkerte. Den indstilling er for pessimistisk. Ligesom detaljerne ved inflationsfasen kunne detaljerne ved en mulig præ-bang epoke have observerbare konsekvenser, især for de små variationer, der er observeret i den kosmiske mikrobølgebaggrunds temperatur.
    For det første viser observationer, at temperatursvingningerne blev formet af akustiske bølger i adskillige hundredetusinde år. Svingningernes regelmæssighed viser, at bølgerne var synkroniserede. Kosmologer har kasseret mange kosmologiske modeller i årenes løb, fordi de ikke gjorde rede for denne synkronisering. Scenarierne med inflation, præ-big bang og ekpyroti, består alle denne første prøve. I disse tre modeller blev bølgerne udløst af kvanteprocesser, der blev forstærket under perioden med accelererende kosmisk ekspansion. Bølgernes faser blev rettet ind.
    For det andet forudsiger hver model en forskellig fordeling af temperatursvingningerne med hensyn til vinkelstørrelse. Observatører har fundet, at svingninger af alle størrelser har næsten den samme amplitude. (Skelnelige afvigelser forekommer kun på meget små skalaer, for hvilke de oprindelige svingninger er blevet ændret af efterfølgende processer.) Inflatoriske modeller reproducerer denne fordeling nydeligt. Under inflationen ændrede rummets krumning sig relativt langsomt, så svingninger af forskellige størrelser blev frembragt under næsten ens forhold. I begge strengmodellerne udviklede krumningen sig hurtigt, øgede amplituden af svingninger på lille skala, men andre processer forstærkede dem på stor skala, hvilket efterlod alle svingninger med samme styrke. For det Ekpyrote scenario involverede disse andre processer den ekstra rumdimension, den, der adskilte de kolliderende braner. For Præ-big bang scenariet involverede de et kvantefelt, axion, som er relateret til dilaton. Kort sagt, alle tre modeller passer med data.
    For det tredje kan temperaturvariationer opstå fra to distinkte processer i det tidlige univers: svingninger i stoffets tæthed og krusninger forårsaget af gravitationsbølger. Inflation involverer begge processer, hvorimod Præ-big bang og Ekpyrot scenarierne overvejende involverer tæthedsvariationer. Gravitationsbølger af visse størrelser ville efterlade et distinkt tegn i mikrobølgebaggrundens polarisation [se "Echoes from the Big Bang," af Robert R. Caldwell og Marc Kamionkowski; Scientific American, januar 2001], [Ekkoer fra Big Bang]. Fremtidige observatorier, som European Space Agency's Planck satellit, burde kunne se det tegn, hvis det eksisterer - giver det en næsten definitiv afprøvning.
    En fjerde afprøvning angår svingningernes statistik. I inflation følger svingningerne en klokkeformet kurve, kendt for fysikere som en gaussisk kurve. Det samme kan være sandt i det ekpyrote tilfælde, hvorimod Præ-big bang scenariet tillader betydelig afvigelse fra gaussicitet.
    Analyse af mikrobølgebaggrunden er ikke den eneste måde at verificere disse teorier på. Præ-big bang scenariet burde også frembringe en tilfældig baggrund af gravitationsbølger i et område af frekvenser der, skønt irrelevante for mikrobølgebaggrunden, burde kunne detekteres af fremtidige gravitationsbølge observatorier. Fordi Præ-big bang og det Ekpyrote scenario desuden begge involverer ændringer i dilaton feltet, som er koblet til det elektromagnetiske felt, ville de begge føre til stor-skala svingninger i det magnetiske felt. Levninger af disse svingninger kunne dukke op i galaktiske og intergalaktiske magnetiske felter.
    Så hvornår begyndte tiden? Videnskaben har endnu ikke et afgørende svar, men mindst to teorier, som potentielt kan afprøves, hævder plausibelt, at universet - og derfor tiden - eksisterede et godt stykke før big bang. Hvis et af scenarierne er rigtigt, har kosmos altid eksisteret og selv om det kollapser igen en dag, vil det aldrig slutte.

Mere at udforske

The Elegant Universe. Brian Greene. W.W. Norton, 1999.

Superstring Cosmology. James E. Lidsey, David Wands og Edmund J. Copeland i Physics Reports, Vol. 337, Nos. 4-5, siderne 343-492; oktober 2000. hep-th/9909061

From Big Crunch to Big Bang. Justin Khoury, Burt A. Ovrut, Nathan Seiberg, Paul J. Steinhardt og Neil Turok i Physical Review D, Vol. 65, No. 8, Papir no. 086007; 15. april 2002. hep-th/0108187.

A Cyclic Model of the Universe Paul J. Steinhardt og Neil Turek i Science, Vol. 296, No. 5572, siderne 1436-1439; 24. maj, 2002. hep-th/0111030

The Pre-Big Bang Scenario in String Cosmology. Maurizio Gasperini og Gabriele Veneziano i Physics Reports, Vol. 373, Nos. 1-2, siderne 1-212; januar 2003. hep-th/0207130

Einstein@home

* Gabriele Veneziano, teoretisk fysiker ved CERN, var faderen til strengteori sidst i 1960'erne - en bedrift for hvilken, han modtog dette års Heineman Price fra American Physical Society og American Institute of Physics. På det tidspunkt blev teorien betragtet som fejlagtig; den opnåede ikke sit mål om at forklare atomkernen og Veneziano vendte snart sin opmærksomhed mod kvantekromodynamik til hvilken, han gav vigtige bidrag. Efter strengteorien vendte tilbage som en teori om gravitation i 1980'erne, blev Veneziano en af de første fysikere til at anvende den på sorte huller og kosmologi.

Se Holger B. Nielsen

Oversat fra The Myth of the Beginning of Time, Scientific American maj 2004, ss.54-65.

19. september, 2009.

Indhold
Index